La cromosfera
Normalmente, la superficie brillante del sole, chiamata fotosfera, è la caratteristica più comune che vediamo, e anche così la sua luminosità maschera molte altre importanti regioni del sole dalla vista facile. Ma una volta che si filtra la luce della fotosfera, tutte le altre regioni più deboli scompaiono completamente. Solo durante un’eclissi solare totale abbiamo l’opportunità di apprezzare pienamente tutti gli altri dettagli solari nascosti dalla brillantezza della fotosfera.
Sopra la fotosfera e che si estende per circa 5.000 km sopra la sua superficie turbolenta, troviamo una regione dell’atmosfera solare chiamata cromosfera. Si vede solo durante le eclissi solari totali, o con telescopi sofisticati, e il suo colore rosso e rosato dà alla luna annerita un sottile alone di colore contro la corona grigiastra più lontana, da cui il suo nome ‘cromosfera’.
Questa spettacolare immagine è opera di Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) dell’eclissi del 1999 e mostra chiaramente la cromosfera e alcuni dei suoi dettagli.
Fisicamente, la cromosfera inizia vicino alla superficie della fotosfera con una temperatura vicino a 4700 Celsius e una densità di 1017 particelle/cm3 (2×10-4 kg/m3), e al suo livello più alto raggiunge una temperatura vicino a 25.000 Celsius e una densità inferiore di 1010 particelle/cm3 (2×10-11 kg/m3). Ma piuttosto che essere solo un guscio omogeneo di plasma, assomiglia alla troposfera del nostro pianeta Terra con complesse tempeste e altri fenomeni che agitano il suo volume di minuto in minuto. La ragione di ciò è che i campi magnetici che si formano alla superficie della fotosfera o sotto di essa non sono confinati alla superficie solare, ma si estendono attraverso la cromosfera. Archi magnetici, prominenze e altri tappeti di attività magnetica si formano e si dissolvono ripetutamente, rilasciando energia e agitando il plasma cromosferico. I fisici solari chiamano la cromosfera e la stretta regione sopra di essa la “regione di interfaccia” solare. È una zona complessa di plasma e campo magnetico, che trasmette materia ed energia tra la fotosfera e la corona. Uno schizzo dei molti fenomeni che vi operano è mostrato in questa figura:
Cromosfera dell’eclissi solare totale La figura mostra la superficie solare (fotosfera) situata a 0 chilometri (nella figura questo è notato come 0 Megametri: 0 Mm) e i mini loop magnetici creati lì dalla convezione di granulazione solare. Le cime di questi piccoli anelli si ricollegano insieme per formare un campo magnetico più intricato, e rilasciano energia per riscaldare il plasma locale. Questo crea anche onde d’urto che viaggiano verso la base della corona e riscaldano il plasma a 100.000 Celsius e oltre. Questo processo genera anche disturbi magnetici chiamati onde Alfven che viaggiano lungo le linee del campo magnetico e riscaldano ulteriormente il plasma coronale.
L’osservatorio solare IRIS della NASA, lanciato nel 2013, ha strumenti specificamente progettati per studiare la temperatura, la densità e i flussi di massa in questa importante regione solare, e con una risoluzione abbastanza alta da vedere caratteristiche di soli 200 km di diametro! Un esempio di queste immagini è mostrato qui di una porzione della cromosfera con numerosi filamenti verticali e altre strutture, confrontato con un modello matematico di ciò che i campi magnetici e il plasma potrebbero fare in condizioni simili.
Figura che mostra (in alto) un’immagine IRIS reale della struttura della cromosfera sopra la fotosfera e (in basso) una simulazione di fisica del plasma e dei campi magnetici creati dalla superficie convettiva della fotosfera. (Credit: Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Tra il bestiario dei nuovi fenomeni rilevati da IRIS ci sono bombe di calore, mini-tornado, getti ad alta velocità e nanoflare – tutti guidati da campi magnetici e interazioni di plasma e capaci di trasportare energia attraverso la cromosfera e nella corona. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Gli astronomi li chiamavano spicole solari. Una spicola è un getto di plasma dinamico di circa 500 km di diametro che si muove verso l’alto a circa 20 km/s dalla fotosfera. Sono state scoperte nel 1877 da Padre Angelo Secchi dell’Osservatorio del Collegio Romano a Roma. Durano circa 15 minuti e portano circa 100 volte la densità di massa al secondo del vento solare. Circa 60.000 di questi pepano l’intera superficie del sole appena sopra la fotosfera e possono raggiungere un’altezza massima di 10.000 km in cima alla cromosfera. Sorprendentemente, non abbiamo ancora una buona spiegazione per questo importante fenomeno cromosferico!
Ecco un’immagine ottenuta dalla sonda Hinode di una siepe di spicole lungo il lembo solare.
Cromosfera in eclissi solare totaleCredito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen e Karel Schrijver/UCAR.
In questo diagramma che si estende per 15.000 km di altezza sopra la fotosfera, i flussi ad alta velocità visti nella cromosfera superiore come spicole di tipo II vengono spinti nella corona. Questo materiale è visibile ad un’ampia gamma di temperature, e parte di esso rimane intrappolato nel campo magnetico coronale. Più tardi, questo materiale cade lungo le stesse linee di campo magnetico, molto probabilmente come un fenomeno chiamato “pioggia coronale” (Credito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen e Karel Schrijver/UCAR).
Perché la cromosfera brilla così intensamente nel colore rosso? Composto principalmente da idrogeno, in queste condizioni di temperatura, il modo più comune in cui i gas di idrogeno brillano è attraverso l’emissione di una particolare linea spettrale chiamata idrogeno-alfa o Ha ad una lunghezza d’onda di 656,3 nanometri (6563 Angstrom). In particolare, proviene da una transizione quantica tra i livelli energetici N=3 e N=2 dell’atomo di idrogeno ed è la linea atomica principale nella cosiddetta serie di transizioni di Balmer. Questa luce, quando si genera, brilla con un distinto colore rosso, dando alla cromosfera il suo caratteristico colore. Ma perché questa particolare linea di emissione, tra le decine di altre linee di idrogeno, è quella che dà alla cromosfera il suo colore?
L’intensità delle varie linee di emissione dell’idrogeno è un complicato equilibrio tra la densità dell’idrogeno e la temperatura locale. Poiché la densità scende di un fattore di 10 milioni tra il fondo e la cima della cromosfera, e la temperatura aumenta di un fattore 5 nello stesso intervallo di 10.000 km di altezza, i modelli di come gli atomi di idrogeno sono eccitati per produrre le varie linee di emissione possibili sono molto sensibili all’altezza sopra la fotosfera. Calcoli dettagliati sulla radiazione 3D suggeriscono che la maggior parte di questa emissione Ha è prodotta in una zona stretta tra 500 km e 1.500 km della superficie solare, dove le condizioni di temperatura e densità sono ideali.
Si noti che per gli atomi di idrogeno ad una temperatura di 10.000 Celsius, la velocità media degli atomi è di soli 13 km/sec e ben al di sotto della velocità di fuga per la superficie solare di 618 km/sec, quindi anche a queste alte temperature, l’atmosfera del sole dentro la cromosfera è intrappolata dalla gravità solare.
Quindi, quello che si vede dalla Terra durante un’eclissi solare totale è solo una piccola scheggia della cromosfera solare. Infatti, i 10.000 km di larghezza di questa regione sottendono un angolo di soli 13 arcsecondi visti dalla superficie terrestre. In confronto, alcune delle valli più profonde lungo il lembo della luna sono profonde circa 10 km e sottendono un angolo di 6 arcsecondi. Ciò significa che anche durante l’eclissi solare totale più ideale, la cromosfera è generalmente bloccata completamente, o solo intravista brevemente, poiché la luce da questa regione passa attraverso alcuni dei canyon lunari più profondi.
Un modo interessante per studiare astronomicamente questa regione è usare uno spettroscopio. Normalmente, uno spettroscopio ha una piccola fessura per rendere le linee osservate più strette e “focalizzate” possibile, ma poiché la cromosfera è così stretta, durante un’eclissi solare totale il lembo della luna fornisce una fessura naturale per lo spettroscopio. Quello che ne consegue è chiamato uno “spettro flash” che spesso rivela importanti dettagli sulla cromosfera solare “al volo” mentre la totalità avanza. Gli astronomi dilettanti possono mettere un reticolo di diffrazione davanti alla loro macchina fotografica per catturare questo spettro unico. Ecco un esempio di tale spettro (Credit: Constantine Emmanouilidi [email protected])
La linea più intensa è all’estrema destra di Ha e la linea gialla è prodotta dal secondo gas solare più abbondante, l’elio, scoperto per la prima volta nel sole nel 1800. L’intensità della luce lungo ogni linea curva segue la curva del lembo del sole che rimane esposto dalla luna.